¿El universo tiene borde? - Elena Denia

¿El universo tiene borde? 

(Por Elena Denia)

Capítulo 8 de CIENCIA, y además lo entiendo!!!

(Noviembre 2016)

There was a young lady named Bright,

Whose speed was far faster than light;

She started one day

In a relative way,

And returned on the previous night.

 

Arthur Henry Reginald Buller (1874 – 1944)

Todos alguna vez hemos escrutado la línea del horizonte, aguzando la vista para encontrar un atisbo de tierra o el final de los océanos. A lo largo de la historia, desde el más tenaz de los conquistadores hasta el individuo que da un paseo desinteresado por la costa, se ha preguntado por los bordes de la gran masa de agua. <Más allá hay dragones>, decían unos. <Es un abismo sin límite>, aseguraban otros. Las playas siempre han sido un escenario evocador.

Con la misma naturalidad hemos levantado la mirada hacia los cielos. Si bien es cierto que lidiar con la incertidumbre no es tarea fácil, el misterio siempre ha tenido un atractivo intrínseco al ser humano; curiosidad, afán de conocimiento –si se prefiere–; muchos de nosotros nos hemos preguntado alguna vez: ¿el universo tiene borde?

Al pensar en los confines del cosmos uno se puede imaginar en su busca, avanzando incesantemente en una nave a través del espacio. Este experimento mental permite plantear la idea de que, en algún momento, se acabarán los planetas, las estrellas, el polvo y todo lo demás. Que nos enfrentaremos a un vacío oscuro que aguarda alguna extraña deformación del tejido espaciotemporal, donde todo se acabe. A priori parece razonable, sobre todo después de escuchar a los expertos decir que lo más probable es que el universo sea plano.

Estamos ante un error conceptual que numerosas veces hace desistir al interesado. A menudo se dice que el universo es plano (geometría euclídea), esférico o con la forma de una silla de montar a caballo (geometría hiperbólica). Estas ideas generan confusión, porque uno se imagina el cosmos, por ejemplo, como la base de una pizza colosal o con la forma de una gran sandía. Sin embargo, cuando se citan esas tres posibilidades se está haciendo referencia a la geometría del tejido del universo en un entorno local, no a su morfología como un objeto único.

En el escenario local, una ciudad puede considerarse plana. Pero si pensamos en todo un continente, la curvatura de la Tierra empieza a manifestarse. En la ciudad, la suma de los ángulos de un triángulo siempre será 180º. En cambio, si trazamos el triángulo sobre el globo terrestre, la suma de sus ángulos será superior. Y si lo trazamos después sobre una silla de montar, veremos que es inferior.

Algo parecido sucede con el tejido del cosmos. No se trata de lo inmenso que sea el dibujo de nuestro triángulo, sino de comprender que el espaciotiempo es un tejido que se deforma con la presencia de masa, y la curvatura ya no se produce sobre la superficie terrestre, sino en tres dimensiones espaciales y una temporal, algo un poco más complejo de imaginar, pero todavía intuitivo. En cualquier caso este tejido, mayoritariamente, presenta una geometría cercana a la euclídea. Esto significa que los triángulos que pintemos con una brocha sideral sumarán típicamente 180º, salvando algunas pequeñas deformaciones ocasionadas por la materia –de hecho, si uno observa con cuidado, descubrirá que nuestra ciudad también presenta algún que otro desnivel–.

Además, pensando a grandes escalas, el universo es homogéneo e isótropo –éste es el llamado principio cosmológico–. Homogéneo porque al comparar dos fragmentos cualesquiera, eso sí, lo suficientemente grandes, presentan un aspecto similar; con cúmulos de galaxias y filamentos que conectan tales estructuras. E isótropo porque podemos mirar en direcciones arbitrarias y también presentará un aspecto similar.

Para ilustrarlo de forma más mundana, solo hay que pensar en que desde cualquier posición en la superficie de la Tierra podemos mirar hacia la profundidad del cosmos, sin que encontremos un lugar preferido para capturar la luz –excepto, por supuesto, aquellos espacios más despejados donde situar los telescopios–. El universo se nos presentará, aproximadamente, con el mismo aspecto en todas direcciones. Se mire como se mire, ahí estarán los cúmulos y los súper cúmulos; ya sean de polvo, de estrellas o de galaxias.

Y nosotros los observamos porque atrapamos sus partículas de luz –fotones– con los telescopios. Y es de esa luz de donde extraemos la información más variada, desde la composición química de un astro concreto hasta el alejamiento acelerado de una galaxia respecto a la nuestra.

De hecho, mirar hacia el universo profundo se traduce en capturar la luz más antigua que nos llega: el fondo cósmico de microondas, la radiación que se liberó hace cerca de 14 mil millones de años, poco después de la gran explosión que marcó el inicio de los tiempos, el Big Bang. 

El universo a escala logarítmica. Imagen creada por el artista Pablo Carlos Budassi como regalo de cumpleaños para su hijo, a partir de imágenes de la Nasa y mapas de la Universidad de Princeton.

Así, desde cualquier punto del globo terrestre, tendremos un límite visible al mirar hacia el espacio, un límite que en términos de distancia alcanza esos 14 mil millones de años luz. Pero siempre será el mismo, observemos desde España o desde las Islas Seychelles. Esta distancia define el radio del universo observable, que por extensión supone un horizonte observable que encierra la porción del cosmos que somos capaces de apreciar.

Hasta aquí tenemos frente a nosotros el borde del universo observable, situado a unos 14 mil millones de años luz apuntando en todas direcciones. Sin embargo, no podemos ignorar el hecho de que estamos mirando constantemente hacia el pasado, pues los fotones ancestrales que nos llegan provienen desde casi el principio de los tiempos. Quizá este borde no satisfaga al lector, al fin y al cabo, ¿podemos sentirnos aún contenidos en la piel del bebé que fuimos?

Para no perder la cordura, parece razonable retomar nuestro experimento mental y volver a surcar el espacio en nuestra intrépida expedición. Comprobaremos, una vez en marcha, que nuestro reloj de bolsillo no dejará de hacer <tic tac>: la flecha del tiempo siempre apunta hacia adelante. De este modo escaparemos del sistema solar, atravesaremos otros sistemas planetarios, también los confines de nuestra galaxia y los cúmulos globulares que la orbitan. Y todos estos objetos continuarán envejeciendo a nuestro alrededor, cada uno a su propio ritmo, con el devenir de un <tic tac> diferente –pero esto ya es otra historia–. ¿Nos encontraremos, entonces, con algún tope si viajamos a través del espacio indefinidamente?

Para tropezar con esa frontera debemos superar la velocidad de la luz y así poder abarcar una visión más allá del universo observable, porque precisamente esa es nuestra limitación: no podemos acceder a las partes del universo cuya distancia es tan prolongada que la luz no ha tenido tiempo suficiente para llegar hasta nosotros. Dadas tales complicaciones, no habrá más remedio que abortar nuestra misión por cuestiones técnicas. No obstante, al margen de esa restricción física, ¿quién nos impide tratar de deducirlo de manera teórica? Al menos –de momento– se pueden garabatear algunas soluciones interesantes sobre el papel e imaginarlas de forma conceptual en nuestras mentes.

Pensemos entonces, en la recta final de este ejercicio abstracto, en la geometría global del universo, que abarca tanto el fragmento observable así como todo lo demás.

Tratamos de dibujar el espacio métrico que ocupa el cosmos, la forma de su recipiente. Es aquí cuando debemos hacer el mayor esfuerzo y empujar nuestras mentes hacia el cambio de paradigma que supuso la relatividad general. Porque ya no podemos considerar al universo como un ente estático que podamos medir. Porque el tiempo transcurre. Y lo hace de forma distinta en las diversas partes. La cuestión, por tanto, no solo concierne al cómo es, sino también al cuándo lo ha sido, y por ello nuestro empeño por congelarlo para poder sacar la escuadra y el cartabón no es más que pura testarudez. Obstinación. Resistencia a entender que el tiempo fluye a distintas velocidades y que la sustancia espaciotemporal es solo una. No hay tiempo sin el espacio que le corresponde, ni espacio para el que no le es propio un tiempo.

Pese a todo ello, y para no defraudar al lector, puede quedarse con la idea de que, en realidad, no sabemos si el universo se extiende indefinidamente o si está contenido en un espacio métrico limitado. En el primer caso, tendríamos infinitos caminos que seguir con nuestra nave, como en el plano euclidiano. En el segundo caso, el confinado o compacto, podríamos descubrir, con gran sorpresa, que siguiendo un camino llegásemos al punto de partida, como sucede con las geodésicas de una esfera. «No se sabe la forma absoluta del universo», podría decir tranquilo, sin verse demasiado alejado de su zona de confort y acariciando en su bolsillo el reloj familiar; con el capricho de que el <tic tac> sea unívoco en cada recoveco cósmico.

Sin embargo, lo inquietante de todo este asunto es que preguntarse por la forma del universo, muy posiblemente, sea un sinsentido. Porque la forma, ¿la forma, cuándo?

Elena Denia

MSc en Física Avanzada, especialidad Cosmología

Investigadora del Consejo Superior de Investigaciones Científicas (CSIC)

Instituto de gestión de la innovación INGENIO

Universidad Politécnica de Valencia

Graduada en Física (Universidad de Valencia), con un máster en Periodismo y Comunicación de la Ciencia, la Tecnología y el Medio Ambiente (Universidad Carlos III de Madrid) y un segundo máster en Física Avanzada con especialidad en Astrofísica (Universidad de Valencia). 

Actualmente tiene un contrato predoctoral FPI del Ministerio de Economía y Competitividad con el que investiga para el Consejo Superior de Investigaciones Científicas (CSIC) en el instituto de gestión de la innovación INGENIO (Universidad Politécnica de Valencia). Su investigación está orientada hacia cuestiones relacionadas con la cultura científica, incluyendo percepción social de la ciencia y tecnología y comprensión pública de la ciencia. 

Es directora y locutora del programa de divulgación El Café Cuántico, creado en 2014. También colabora con reportajes en el suplemento de ciencia del Heraldo de Aragón.

Universo en expansión - Juan García-Bellido Capdevila

Si el universo está en expansión ¿cómo fue al principio?

(Por Juan García-Bellido Capdevila)

Capítulo 59 de CIENCIA, y además lo entiendo!!!

(Noviembre 2016)

1          Hubble y la expansión del universo.

Cuando Albert Einstein formuló la teoría de la relatividad general, hace ahora un siglo, no podía imaginar que nuestra visión del universo iba a cambiar de manera tan drástica. Unos años después, Vesto Slipher y Edwin Hubble mostraban que los objetos nebulosos que ahora llamamos galaxias se alejaban de nosotros a enormes velocidades. George Lemaitre, usando las ecuaciones de Einstein y Alexander Friedmann interpretó correctamente dichos desplazamientos como debidos a la expansión del universo. Esto cautivó la imaginación de los cosmólogos y abrió las puertas a la exploración de un posible origen del universo: si el universo está hoy en expansión, eso es que en el pasado tuvo que estar más concentrado y por tanto más caliente. Por otra parte, si el universo tuvo un origen, entonces tenemos acceso a solo una región finita del universo (que llamamos universo observable) que es aquella de la cual nos llega luz y cuyo tamaño es aproximadamente la edad del universo por la velocidad de la luz. Hoy en día nos llega luz de los confines del universo, en concreto del momento en que el plasma caliente primigenio se enfrió por la expansión lo suficiente para que se formaran los primeros átomos. Esta luz la detectamos en el rango de microondas y constituye la imagen más antigua del universo.

Ahora bien, si el universo está en expansión ¿qué agente actuó como disparador? La respuesta curiosamente estaba implícita en las propiedades del fondo de radiación de microondas. La luz de este fondo tiene un espectro de energía que corresponde a una única temperatura, cualquiera que sea la dirección en la que miremos. Según las ecuaciones de Einstein, esto no debería ser posible ya que fué emitida hace miles de millones de años, cuando el universo era mucho más pequeño, y regiones que hoy en día estan separadas por más de un grado en el cielo, entonces no estaban en contacto causal, luego no podrían haberse puesto de acuerdo en emitir fotones con la misma temperatura. A esas regiones causales se les conoce como horizontes, y son una característica ineludible de la estructura del espacio-tiempo.

 

2          Cosmología inflacionaria.

La solución vino de la mano de la física de altas energías, que postuló un periodo de expansión acelerada anterior a la formación de los primeros elementos, llamado inflación. De manera que regiones que estaban en contacto causal durante inflación dejaron de estarlo debido a la rápida expansión, que las sacó fuera del horizonte. Más tarde, cuando la inflación termina y se genera toda la materia, la expansión decelerada hace que vuelvan a entrar en el horizonte. Luego la razón por la que vemos regiones separadas en el cielo con la misma temperatura es una consecuencia directa de ese proceso inflacionario, que dio el pistoletazo de salida a la expansión del universo. La dinámica responsable de la inflación aún no se conoce. La teoría postula un campo escalar efectivo similar al de Higgs cuya densidad de energía acelera el universo. El origen de este proceso inflacionario bien podría ser una fluctuación cuántica del propio espacio-tiempo, a escalas de energías próximas a las de la gravedad cuántica, caracterizadas por la masa de Planck, diecinueve órdenes de magnitud mayor que la masa del protón y muy lejos de poder ser explorada con los actuales aceleradores de partículas.

 

3          Fluctuaciones cuánticas y formación de galaxias.

La enorme densidad de energía responsable del proceso inflacionario hizo que el universo se expandiera al menos treinta órdenes de magnitud, hasta tamaños del órden de un centímetro. Esta fenomenal expansión allanó cualquier grumo que pudiera tener el universo primordial y lo hizo extraordinariamente plano (esto es, Euclídeo). Lo interesante es que las propias fluctuaciones cuánticas del campo del inflatón perturbaron la métrica del espacio-tiempo, dejando su huella en forma de ondas, similar a las que deja la marea en la arena cuando se retira. Al final de la inflación, la enorme densidad de energía se transformó de forma explosiva (de ahí el nombre de “Big Bang”) en otras partículas de materia y energía que llenaron esas huellas. Cuando observamos el fondo de radiación de microondas se pueden ver los grumos de materia, en los cuales se dispersan los fotones antes de viajar hacia nosotros, como pequeñas desviaciones respecto a la temperatura común del fondo. Estas pequeñas perturbaciones de materia fueron creciendo conforme se expandía el universo, hasta formar las galaxias y cúmulos de galaxias. Las propiedades estadísticas de las fluctuaciones en la temperatura del fondo de microondas y las perturbaciones en la densidad de galaxias concuerdan entre sí y están de acuerdo con las predichas por el paradigma de inflación. Sin embargo, estas fluctuaciones no nos permiten todavía medir la escala de energía a la que este proceso ocurrió. Para ello es necesario tener en cuenta que, además de grumos de densidad, la inflación genera ondas gravitacionales, cuya amplitud es proporcional a la escala de inflación. Si en un futuro próximo detectamos las huellas dejadas por las ondas gravitacionales en la polarización del fondo de radiación, podremos determinar dicha escala de energía. Hay varios experimentos tomando datos en estos momentos y varios satélites propuestos, y su detección abriría la exploración de nueva física a gran escala de energía, inalcanzable por los actuales y futuros aceleradores de partículas.

 

4          El recalentamiento después de Inflación: el Big Bang.

Como hemos descrito antes, al final de inflación se genera toda la materia y energía en un proceso explosivo asociado a la desintegración del campo del inflatón, que llamamos el Big Bang. El proceso es tan violento que debió dejar un fondo de ondas gravitacionales que eventualmente seremos capaces de detectar, aunque su frecuencia típica está muy lejos del rango de sensitividad de los detectores actuales como LIGO. Antes del Big Bang, la enorme expansión inflacionaria del universo diluyó toda la materia que pudiera haber habido antes, luego solo quedaba el campo homogéneo del inflatón, es decir, la entropía del universo era aproximadamente cero. Con la fenomenal conversión de energía en el Big Bang se formaron de golpe trillones de trillones de partículas (concretamente diez elevado a noventa partículas), y por tanto una enorme entropía. Desde ese momento, el univeso se expande lentamente de forma cuasiadiabática, sin producción de entropía. En termodinámica cuántica hay un límite (descubierto por Bekenstein) a la cantidad de entropía que puede almacenar una región finita del espacio. La máxima entropía se alcanza cuando todo el sistema en dicha región llega al equilibrio termodinámico. A pesar de la enorme producción de partículas y entropía al final de inflación, el universo tenía un tamaño tan grande que la máxima entropía que podía contener era aún mucho mayor que la generada en el Big Bang. Eso ha permitido que en la evolución posterior del universo sea posible tener procesos que creen estructuras ordenadas que disminuyen la entropía, a costa de la entropía total del universo, que aumenta. Hoy en día los procesos de formación de galaxias por colapso gravitacional son capaces de crear orden porque aún nos queda un potencial enorme de aumento de entropía antes de llegar al equilibrio termodinámico. Esto explica, entre otras cosas, que sea posible que se dé la vida en nuestro universo, pues crea orden a costa de la entropía total, algo que obsesionaba a Lord Kelvin y a Ludwig Boltzmann a finales del s.XIX, que no entendían por qué no habíamos llegado ya a la muerte térmica en un universo eterno e infinito. Luego inflación no solo explica por qué es plano y homogéneo nuestro universo, sino que da el pisoletazo de salida del Big Bang y determina las condiciones iniciales de baja entropía que permiten la vida. Esta propiedad de inflación no suele discutirse, pero resulta esencial para comprender nuestra existencia en el universo.

 

5          Metauniverso: la estructura a muy gran escala del universo.

Nosotros observamos una región finita del universo, aquella de la cual nos llegan fotones y ondas gravitacionales desde el origen del universo. Esta región es una esfera centrada en la Tierra, con radio aproximado de cuarenta y seis mil millones de años luz, y constituye un horizonte físico. Puede parecer inmenso, inabarcable, pero esa región no comprende todo el universo. Aunque no nos llegue luz, sabemos que hay espacio-tiempo más allá de este horizonte ya que observamos que nuestro universo observable es aproximadamente euclídeo, con una curvatura espacial menor del 0.1%, luego al menos el espacio se extiende unas mil veces más allá del universo observable.

En el contexto de inflación,  el universo es esencialmente infinito, nuestra región del universo surgió hace trece mil ochocientos millones de años, pasó por un periodo inflacionario y más tarde decayó generando todo lo que vemos, pero hay regiones del universo muy alejadas de nosotros que podrían estar aún sufriendo dicho proceso de expansión acelerada. Es más, según el paradigma de inflación, dichas regiones podrían ser muy distintas de la nuestra, incluso con distintas constantes fundamentales como la masa del neutrino o la constante de interacción fuerte o el contenido de materia oscura. Hablamos por tanto de un “metauniverso”, donde las características locales no tienen por qué ser universales. Es cierto que esta estructura a muy gran escala de universo está tan lejos que no tenemos ninguna evidencia de su existencia, luego es más especulativo que ninguna de las otras predicciones de inflación.

 

6          El futuro de la expansión del universo.

En estos momentos conocemos con bastante precisión el contenido de materia y energía del universo observable. Sabemos que además de materia similar a aquella de la cual estamos hechos, hay una enorme cantidad de materia oscura, posiblemente agujeros negros primordiales, generados cuando el universo tenía menos de un segundo. También hay una pequeñísima densidad de energía (así llamada oscura) responsable de la aceleración actual del universo, que por el momento no somos capaces de distinguirla de una constante cosmológica. Pues bien, el futuro de la expansión del universo depende muy sensiblemente de la naturaleza de dicha energía oscura. Si es una constante fundamental, entonces el universo se seguirá expandiendo de forma acelerada y diluyéndose hasta que cada galaxia terminará aislada, en lo que se conoce con el Big Chill. Alternativamente, si la energía oscura decae en materia, como ocurrió al final de inflación, podría terminar en un Big Crunch. Finalmente, si la energía oscura crece con el tiempo, entonces la aceleración se hace cada vez mayor e incluso la estructura del espacio-tiempo sufre un desgarro y terminamos con un Big Rip. Ninguna de las tres alternativas son atractivas, pero su realización dependerá del contenido de materia y energía del universo observable. Por ello se están estudiando enormes cantidades de galaxias, en grandes regiones del espacio, para poder determinar con mayor precisión cuál es la naturaleza de la energía oscura y por tanto el destino del universo. Creo que el esfuerzo bien vale la pena.

Figure Caption: El proceso inflacionario se describe como una canica (cuya posición determina el valor del campo del inflatón) cayendo en un cuenco (cuya altura determina la densidad de energía del campo). La enorme energía aproximadamente constante del inflatón acelera el universo de forma casi exponencial. Al final de inflación las oscilaciones del campo alrededor del fondo del potencial recalienta el universo, generando toda la materia y energía que observamos. Llamamos Big Bang a este proceso y es tan violento que tuvo que producir enormes cantidades de ondas gravitacionales, que eventualmente serán detectadas.

 

Bibliografía:

“El universo inflacionario”, Alan Guth, Investigación y Ciencia, Nº 94, Julio 1984

“El universo inflacionario autoregenerante”, Andrei Linde, Investigación y Ciencia, Nº 220, Julio 1995

“El universo elegante”, Brian Green, Ed. Crítica, Drakontos (2006).

 

 

Juan García-Bellido Capdevila

Doctor Física Teórica

Catedrático, Universidad Autónoma de Madrid

 

Juan García-Bellido Capdevila

Profesor de Física Teórica de la Universidad Autónoma de Madrid e investigador del Instituto de Física Teórica del CSIC.

Autor de más de centenar y medio de artículos en revistas especializadas, es un cosmólogo teórico reconocido internacionalmente. Discípulo de Andrei Linde, ha trabajado en el CERN, el Imperial College de Londres y la Universidad de Stanford.

Sus investigaciones cubren un amplio rango de fenómenos, desde el origen del universo en términos de la teoría de la inflación cosmológica, hasta la formación de galaxias y la naturaleza de la materia y energía oscuras.

Es un amante de la música y de la pintura. Está casado y tiene dos hijos.

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Rayos cósmicos - Juan Antonio Aguilar Sánchez

¿Qué son los rayos cósmicos?

(Por Juan Antonio Aguilar Sánchez)

Capítulo 50 de CIENCIA, y además lo entiendo!!!

Para explicar los rayos cósmicos hace falta remontarse unos 100 años, al año 1912 cuando Victor Hess finalizaba una serie de viajes en globo aerostático donde equipado con un electroscopio midió cómo la ionización en la atmósfera aumentaba conforme se alejaba de la superficie de la Tierra. El origen de dicha ionización debía ser algún tipo de radiación, y dado que aumentaba con la altura, el origen no podía ser terrestre. En otras palabras, existía, y existe, una radiación proveniente del espacio exterior. Por este hito, a Victor Hess se le conoce como el descubridor de los rayos cósmicos. Sin embargo sería injusto otorgar el mérito solo a Hess dado que muchos físicos antes que él ya habían iniciado el camino que culminaría con sus famosos viajes en globo: Theodor Wulf, Karl Bergwitzy, Domenico Pacini entre otros, fundaron los cimientos de una de las ramas de la física de partículas que dominaría el campo durante los siguientes 40 años hasta el advenimiento de los primero aceleradores de partículas en los inicios de los años 1950.

En los tiempos de su descubrimiento, los rayos cósmicos encerraban numerosos misterios: desde su origen hasta su propia identidad. ¿Qué eran en realidad esos rayos ionizantes? Durante los años 1920 Bruno Rossi y Robert Millikan protagonizaron un animado debate sobre la naturaleza de los rayos cósmicos. Millikan propuso que los rayos cósmicos eran “ultra”-rayos gamma, es decir fotones de muy alta energía creados en la fusión de hidrógeno en el espacio. Las medidas de Rossi, que mostraban una asimetría Este-Oeste en la intensidad de los rayos cósmicos, sugerían en cambio que los rayos cósmicos debían ser partículas con carga eléctrica desmontando las teorías de Millikan. Es famosa la anécdota en la que Rossi, durante la charla introductoria en una conferencia de Roma dijo:

“Claramente Millikan está resentido porque un joven como yo haya hecho pedazos su querida teoría, tanto que desde ese momento se niega a reconocer que existo.”

Cien años después sabemos que en efecto Rossi tenía razón (para el descontento de Millikan). En su mayoría, un 90%, los rayos cósmicos son protones y otros núcleos pesados. La proporción de núcleos es tal que sigue fielmente la abundancia atómica que se puede encontrar en nuestro Sistema Solar, lo que apunta a que el origen de estas partículas es estelar. Existen algunas excepciones, por ejemplo, Litio, Berilio y Boro son núcleos que podemos encontrar entre los rayos cósmicos en una proporción mayor de lo que se encuentra en nuestro entorno. Estos núcleos en realidad se producen por la fragmentación de otros más pesados, Carbono en este caso, a lo largo de su viaje por el espacio. Así pues, la relación de abundancias entre Carbono y Boro, nos da información sobre cuánto tiempo el Carbono ha estado viajando por el espacio. El espectro, o número de partículas por unidad de área y tiempo en función de la energía, también ha sido medido con gran detalle durante los últimos 30 años gracias a la labor de numerosos experimentos. Dicho espectro de rayos cósmicos es sorprendente tanto en su variación como en su rango de energía. El número de partículas, o flujo, cubre 32 órdenes de magnitud, así pues nos encontramos con que las partículas menos energéticas llegan a la Tierra con una frecuencia de una partícula por metro cuadrado cada segundo. Por otro lado, las de más alta energía llegan a un ritmo de una partícula por kilómetro cuadrado, ¡por año! De ahí que los físicos hayan tenido que desarrollar diversas técnicas experimentales para poder medir el espectro de los rayos cósmicos en su totalidad: desde auténticos detectores de partículas enviados al espacio, en satélites o acoplados a la estación espacial internacional, hasta experimentos desplegados en grandes superficie de la Tierra para detectar los rayos cósmicos más energéticos como el Observatorio Pierre Auger que cubre una extensión de unos 3000km² en lo alto de la planicie de la Pampa Amarilla, en Malagüe, Argentina.

Pero lo que hace a los rayos cósmicos realmente fascinantes es la cantidad de energía que éstas partículas pueden alcanzar, muy superior a la que se puede conseguir hoy en día con el acelerador más potente construido por el ser humano, el gran colisionador de hadrones (en inglés Large Hadron Collider, LHC) en el Centro Europeo de Investigación Nuclear (CERN) en Ginebra. El LHC es un anillo subterráneo de 27km de longitud, situado en la frontera franco-suiza cerca de Ginebra, Suiza, que usa potentes imanes para acelerar protones al 99.99% de la velocidad de la luz. Pese a lo imponente de este experimento, si tuviéramos que acelerar partículas a las energías de los rayos cósmicos con la misma tecnología necesitaríamos un acelerador del tamaño de la órbita de Mercurio. La velocidad de los rayos cósmicos es tan alta que los efectos de la relatividad especial son realmente considerables. Por ejemplo, pese que el radio de nuestra Galaxia es de unos 100.000 años luz, por la contracción temporal de la relatividad especial los rayos cósmicos más energéticos experimentarían el viaje en tan solo 10 segundos. Cuando llegan a la Tierra los rayos cósmicos se encuentran con 10 kilómetros de atmósfera que, junto al campo magnético de la Tierra, afortunadamente actúan como un escudo y nos protegen de la radiación. Sin embargo, al chocar con los átomos de la atmósfera los rayos cósmicos desencadenan una lluvia de nuevas partículas. Esta lluvia se conoce como rayos cósmicos secundarios y en ellos podemos encontrar una gran fauna de nuevas partículas. Esta es la razón por la que durante muchos años, la física de los rayos cósmicos era el único modo que tenían los físicos de partículas para descubrir y estudiar nuevas partículas. Así pues, siguiendo los pasos de Hess, durante los años 1940 muchos físicos pasaron del laboratorio a globos aerostáticos donde equipados de cámaras de burbujas (una primitiva versión de un detector de partículas) estudiaban esa miríada de nuevas partículas. Entre las nuevas partículas se descubrieron por ejemplo la primera partícula de anti-materia: el positrón, un electrón de carga eléctrica positiva, así como el muon, de propiedades similares al electrón pero de mayor masa.

Pero ¿de dónde vienen los rayos cósmicos? ¿Qué fuente del Universo es capaz de acelerar partículas a tales energías? Esa es la pregunta que, pese a los 100 años desde el descubrimiento de Victor Hess, los físicos aún no hemos sido capaces de resolver por completo. La razón es, sin embargo, fácil de entender. Los rayos cósmicos, al ser partículas con carga eléctrica, son desviados por campos magnéticos durante su viaje por el Universo. Tanto la Vía Láctea como el espacio intergaláctico están inmersos en campo magnéticos, de modo que cuando los rayos cósmicos llegan a la Tierra, su dirección poco o nada tiene que ver con la dirección original lo que imposibilita hacer astronomía. Sin embargo pese a todo, podemos deducir algunas cosas sobre su origen basándonos, por ejemplo, en su energía. Sabemos que los rayos cósmicos de baja energía deben provenir de nuestra propia Galaxia debido a que los campos magnéticos de la Vía Láctea se ocuparían de confinarlos hasta que éstos acabarían interaccionando con la Tierra. En el otro extremo del espectro, en cambio, los rayos cósmicos de energía extremadamente alta (o UHECR por sus siglas en inglés), deben provenir de fuera de nuestra propia Galaxia, puesto que son tan energéticos que los campos magnéticos de sus respectivas galaxias no serían capaces de retenerlos. El punto de inflexión entre esos dos orígenes es incierto, o en otras palabras, se desconoce cuándo exactamente los rayos cósmicos dejan de ser galácticos y pasan a ser extra-galácticos.  Sin embargo futuras medidas de precisión del espectro de energía y de la composición de los UHECR nos podrán dar la pista para resolver esa pregunta.

¿Y cuáles serían las fuentes o los objetos encargados de acelerar estas partículas? Lo cierto es que aquí todo son hipótesis dado que jamás se ha observado directamente una fuente de rayos cósmicos. Uno de los objetos candidatos a fuente de rayos cósmicos galácticos son los remanentes de supernova. Al final del ciclo de vida de una estrella ésta puede explorar liberando gran cantidad de masa y energía. Lo que queda detrás puede ser una estrella de neutrones rodeada de todos los restos que han quedado de la estrella original, esto es lo que se llama remanente de supernova (o SNR, otra vez por sus siglas en inglés). Más difícil es imaginar un acelerador cósmico capaz de acelerar partículas hasta la energía equivalente a un balón de fútbol chutado a 50km/h, que son las energías de los UHECR.  Aquí la lista de sospechosos se reduce considerablemente dado que existen pocos objetos en el Universo con el campo magnético y el tamaño suficiente para actuar como un gran acelerador de partículas. Los candidatos son los núcleos de galaxia activos y las explosiones de rayos gamma. Los núcleos activos de galaxias son núcleos de galaxias con un agujero negro supermasivo en su interior. Estos núcleos muestran unos haces de partículas en dirección opuesta que podrían funcionar como grandes aceleradores.  Por otro lado las explosiones de rayos gamma son los sucesos más violentos conocidos en el Universo y su origen y naturaleza daría para otro capítulo de este libro. De una duración que va desde unos segundos hasta unos minutos, estos eventos son capaces de iluminar todo el cielo liberando su energía principalmente en forma de fotones de muy alta energía.

Pero si los rayos cósmicos nunca apuntan a su fuente, ¿cómo podremos estar jamás seguros de que los núcleos activos o explosiones de rayos gamma son las verdaderas fuentes de rayos cósmicos? Para dar respuesta a este enigma necesitamos de lo que en los últimos años se ha venido llamando la astronomía multi-mensajero. Gracias a la física de partículas sabemos que en las condiciones en las que un protón, por ejemplo, es acelerado a altas energías, se pueden suceder reacciones con la materia de alrededor. Estás interacciones producirían otras partículas como fotones de muy alta energía y neutrinos. Los neutrinos son especialmente interesantes, porque no solo son neutros y por lo tanto viajan en línea recta sin ser desviados por campos magnéticos, sino que son partículas que interactúan débilmente por lo que, al contrario de los fotones, son capaces de atravesar zonas densas del Universo sin ser absorbidos. Identificar varios neutrinos provenientes de una misma zona del cielo sería la prueba inequívoca de que en esa dirección existe una fuente de rayos cósmicos. La dificultad de hacer astronomía de neutrinos deriva precisamente de su virtud: al ser partículas extremadamente elusivas se necesitan detectores de gran tamaño para poder detectarlas.

Hoy en día, el detector de neutrinos más grande del mundo se encuentra en el Polo Sur y consiste en un kilómetro cúbico de hielo Antártico equipado con unos 5.160 fotomultiplicadores. El telescopio IceCube, un nombre que describe muy bien su morfología, es capaz de detectar neutrinos en un gran rango de energías y por tanto identificar neutrinos de varios orígenes. En el año 2013, la colaboración anunció las primeras detecciones de neutrinos de alta energía, compatibles con un origen astrofísico. Sin embargo con apenas un puñado de esos neutrinos aún no es posible identificar las fuentes de rayos cósmicos. Es por ello, que la colaboración ya está pensando en agrandar el telescopio un orden de magnitud. Este nuevo ambicioso proyecto llamado IceCube-Gen2, podrá detectar fuentes 5 veces más débiles que su predecesor y resolver por fin el misterio del origen de los rayos cósmicos.

Juan Antonio Aguilar Sánchez

Doctor en Ciencias Físicas.

Investigador, iihe – Université Libre de Bruxelles.

Redshift - Paola Marziani

El efecto Doppler o “corrimiento hacia el rojo” (redshift) de una onda electromagnética, ¿es posible saber si se debe a la velocidad del objeto o a la acción de un campo gravitatorio? ¿Y qué es el redshift cosmológico?

(Por Paola Marziani)

Capítulo 39 de CIENCIA, y además lo entiendo!!!

El efecto Doppler es un fenómeno físico muy básico que ocurre cuando un objeto que emite ondas, como por ejemplo la luz (ondas electromagnéticas) o el sonido (ondas acústicas), está en movimiento con respecto a un receptor (observador u oyente en el caso de la luz o sonido). Cuando las fuentes de emisión se están alejando del observador, las ondas sucesivas se emiten desde una posición más lejana al observador. Por lo tanto, el observador recibe cada onda después de un tiempo más largo respecto al que recibiría en el caso en que la fuente estuviera en reposo; por este motivo, la distancia temporal entre las crestas de la onda se incrementa y la frecuencia se reduce. Lo contrario sucede cuando la fuente de ondas se aproxima al observador. Por consiguiente, el efecto Doppler puede dar lugar a un cambio de longitud de onda que puede ser positivo si la fuente se está alejando, pero también negativo si se está acercando.

El efecto Doppler clásico relaciona la velocidad de la fuente con la velocidad de propagación de la señal, es decir, v / c, donde c es la velocidad de la luz o la velocidad del sonido en el medio en el que la señal se propaga (que podría ser por ejemplo el vacío o aire para la luz y el aire o el agua para el sonido). El corrimiento de longitud de onda es simplemente proporcional a la relación Δλ/ λ₀ = (λ-λ₀)/λ₀ = v / c, donde λ₀ es la longitud de onda de la luz emitida por una fuente en reposo y puede tomar un signo negativo o positivo si la fuente se acerca o se aleja.

Una fuente que se aleja dará siempre un aumento de la longitud de onda. Con referencia a la longitud de onda de la luz visible, se dice a menudo un corrimiento al rojo, es decir, un desplazamiento hacia el rojo. Este término, en astronomía se utiliza para cada frecuencia, incluso el dominio de rayos X y de radio para indicar un aumento de la longitud de onda.

La fórmula anterior es una de las más importantes en todo el campo de la física. Las cosas empiezan a ser menos sencillas si tenemos en cuenta a una fuente que se está moviendo a una fracción no despreciable de la velocidad de la luz. En este caso habrá un término adicional que siempre va a dar un corrimiento al rojo, independiente de la dirección del movimiento. Este término es un efecto puro de la relatividad especial, en relación con la incapacidad de sincronizar nuestros relojes con el de la fuente de movimiento y puede ser arbitrariamente grande cuando la velocidad de la fuente se acerque a la velocidad de la luz.

El corrimiento al rojo gravitacional tiene un origen independiente al efecto Doppler. No solo que siempre se corre al rojo, sino también necesita un campo gravitacional muy fuerte para ser detectado en fuentes astrofísicas.

Es interesante tener en cuenta que, tan pronto como se descubrieron a los quásares, algunos astrónomos pensaban que el corrimiento al rojo no podía ser debido a “la velocidad de recesión de las galaxias” (es decir, a la distancia en una formulación obsoleta y incorrecta), sino que tenía que ser de origen gravitacional. Esta idea fue rápidamente abandonada debido a paradojas que plantean la necesidad de estar muy cerca de una masa por obtener el gran corrimiento al rojo de los quásares.

El pequeño tamaño de la fuente ponía un límite muy fuerte a la cantidad de radiación que podría producirse. Y de hecho es necesario estar muy cerca por tener un corrimiento al rojo no despreciable debido a que el desplazamiento al rojo gravitacional es proporcional al cociente entre la masa y la distancia de un objeto (no es que la masa tiene que ser grande, sino es un asunto del cociente masa-distancia).

El corrimiento al rojo gravitacional puede aumentar indefinidamente en una fuente que se acerca de un objeto masivo. En un contexto astrofísico, los casos más extremos son los agujeros negros y las estrellas de neutrones. En el caso de un agujero negro, una fuente vista por un observador distante nunca alcanzará el horizonte de eventos del agujero negro, pero el observador verá la luz emitida desplazada a una longitud de onda más larga.

Si originalmente la fuente estaba emitiendo luz visible, y si fuera posible seguir la luz desde la fuente hacia su caída al agujero negro en todas las frecuencias, el receptor detectará las ondas en el óptico y luego en el IR cercano, a continuación, en el IR lejano, en el sub-mm, y luego a más y mayores longitudes de onda en el dominio del radio. La luz emitida en las proximidades de un agujero negro aparecerá desplazada hacia el rojo debido a la pérdida de energía para superar el profundo potencial gravitacional del agujero negro.

El campo gravitacional puede crear un corrimiento al rojo arbitrariamente grande. ¿Qué pasa con el corrimiento al rojo de las fuentes astronómicas a gran distancia, como las galaxias y quásares? Como se ha mencionado, muchos años atrás la gente hablaba de velocidad de recesión de las galaxias. Edwin Hubble en el 1925 encontró una relación directa entre el corrimiento al rojo y la distancia de las mismas galaxias, es decir v = c z = H0 d, donde H0 es la constante de Hubble estimada alrededor de 70 km / s / Mpc.

Actualmente, esta ley sigue siendo válida y es utilizada   por   los astrónomos si z << 1. Sin embargo, hoy en día existen cientos de miles de galaxias y quásares conocidos con z >> 1, incluso hasta z = 7. Puesto que somos capaces de medir la velocidad solo a lo largo de nuestra línea de visión (la velocidad radial) para los objetos distantes, el corrimiento al rojo no se puede asociar a una velocidad física a menos que se cumplan condiciones poco realistas y muy especiales.

El corrimiento al rojo de galaxias y quásares se explica en el contexto de un Universo en expansión, al que se llama propiamente expansión cosmológica del Universo, donde el tejido del espacio se está expandiendo después de un estado denso y caliente que en su origen fue una singularidad (no se trata de una expansión en un volumen previamente existente, es el mismo espacio-tiempo que se expande).

El desplazamiento hacia el rojo vuelve a ser no solo un marcador de la distancia, sino también un indicador de la época cósmica. Y hay una diferencia física fundamental con un desplazamiento al rojo debido al efecto Doppler: las fuentes no se mueven una con respecto a la otra, sino están retrocediendo solo porque el espacio-tiempo se está expandiendo. Nuestras reglas son más grandes en espesor y los relojes están corriendo más lentamente con respecto a los de las fuentes distantes. A una distancia definida por un corrimiento al rojo z, los relojes estarían corriendo más rápido por un factor (1 + z).

Se agradece la ayuda de las doctoras Alenka Negrete y Alba Grieco por una revisión precisa de este capítulo.

Paola Marziani

Doctora en Astrofísica

Investigadora / INAF - Osservatorio Astronomico di Padova

Nació en Bolzano/Bozen, en Alto Adige/Südtirol. Obtuvo su laurea en Astronomía en 1986 y su Ph. D. en astrofísica en 1991.

Después de estancias de investigación en los Estados Unidos, México e Italia, se quedó en 1995 en el Instituto Nacional de Astrofísica en Padova. Su intereses astronómicos principales son los cuasares y las galaxias, la cosmología observacional, y los procesos atómicos que dan origen a lineas de emisión.

Desde 1988 ha publicado más de doscientas contribuciones de astrofisica (los mayoría de astrofisica extragaláctica), y artículos de divulgación astronómica en Inglés, Italiano y Español.

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¿Por qué la luz se mueve a la velocidad de la luz? - Alberto Aparici

¿Por qué la luz se mueve a la velocidad de la luz?

(Por Alberto Aparici)

Capítulo 38 de CIENCIA, y además lo entiendo!!!

Seguro que os parece que ésta es una pregunta un poco tonta.

Y si Albert Einstein no hubiera descubierto la teoría de la relatividad como lo hizo, probablemente lo sería. Pero pensad lo siguiente: la relatividad cambió lo que pensábamos sobre el espacio y el tiempo. Nos descubrió que los relojes pueden marcar el tiempo a diferentes velocidades, y que las imágenes que vemos de objetos lejanos pueden aparecer deformadas debido a su movimiento o al campo gravitatorio. En los capítulos anteriores, sobre la teoría de la relatividad, se ha dado buena cuenta de muchos de estos efectos, y sabemos que la velocidad de la luz juega un papel importante en todos ellos: a velocidades bajas, como las de nuestra vida cotidiana, estos efectos son imperceptibles, pero se van haciendo más y más patentes cuando el movimiento es muy rápido, cercano a la velocidad de la luz. La pregunta es ¿por qué la luz? ¿Qué tiene la luz de tan especial para que tantos fenómenos físicos giren a su alrededor?

Para entenderlo, primero deberíamos recordar algo: a la luz le da igual lo rápido que nos movamos, ella siempre se mueve igual. Por extraño que parezca, éste es un hecho experimental muy bien establecido: la velocidad de la luz en el vacío es siempre 299.792,458 km/s. Si tuviéramos una nave espacial que pudiera moverse a 200.000 km/s y tratásemos de “perseguir” a un rayo de luz, veríamos que la luz huye de nosotros a 299.792,458 km/s. Si aceleráramos con nuestra nave espacial hasta 299.000 km/s el rayo de luz seguiría alejándose de nosotros a 299.792,458 km/s. Por desgracia no tenemos la tecnología para hacer estos experimentos con humanos en naves espaciales, pero sí podemos comprobarlo utilizando partículas subatómicas, que se mueven a velocidades altísimas, y mediante algunos dispositivos experimentales verdaderamente ingeniosos.

La física, desde luego, no se queda de brazos cruzados mientras la luz hace todas estas cosas extraordinarias: para que todos los observadores vean moverse a la luz a la misma velocidad las propias leyes del movimiento deben cambiar. Cosas aparentemente sencillas, como que si vamos en un coche a 50 km/h y el coche de delante va a 60 km/h nosotros lo veremos alejarse a 10 km/h, sabemos que no son estrictamente verdad. Son casi verdad cuando las velocidades son pequeñas, como 50 km/h o 10 km/h, pero dejan de ser verdad cuando nos acercamos al leviatán de las velocidades: la velocidad de la luz. Pero de nuevo ¿por qué la naturaleza ha escogido a la luz? ¿Por qué no a los electrones o a las ballenas o a cualquier otra cosa?

Un famoso experimento mental de Einstein nos da una pista para responder a esta pregunta. Einstein se preguntó qué sucedería si pudiésemos movernos a la misma velocidad que un rayo de luz, si pudiéramos ver a la luz en reposo, congelada delante de nosotros. A lo largo del siglo XIX se había descubierto que la luz es una onda electromagnética, un pulso de energía transportado por campos eléctricos y magnéticos en movimiento. Normalmente la electricidad y el magnetismo van ligados a cargas eléctricas: allá donde hay un electrón éste genera un débil campo eléctrico, y si el electrón se pone en movimiento tendremos, además, un campo magnético. Pero también hay otra manera de producir estos campos: si un campo eléctrico cambia con el tiempo parte de su energía se va a emplear en generar un campo magnético; y lo contrario también es verdad: un campo magnético variable generará inmediatamente un campo eléctrico. Este fenómeno, por el cual la electricidad genera magnetismo y el magnetismo genera electricidad, se llama inducción electromagnética.

Una onda electromagnética consiste en un campo eléctrico variable que genera por inducción un campo magnético un poco por delante de él. Este campo magnético también es variable, y genera a su vez un campo eléctrico un poco por delante. De esta forma, el campo eléctrico y el magnético se van “turnando” y se mueven por el espacio como si tiraran el uno del otro, empujándose para dar el siguiente paso. Normalmente las ondas electromagnéticas tienen su origen en un conjunto de cargas que se mueven de la forma adecuada –por ejemplo, los electrones que se mueven dentro de una antena–, pero una vez son liberadas al espacio se propagan de manera autónoma y ya no necesitan a las cargas porque es la inducción la que las sostiene. No es la luz el único fenómeno que se podía explicar mediante ondas electromagnéticas: las ondas de radio, los infrarrojos, y después también los rayos ultravioleta o los rayos X, son diferentes tipos de ondas electromagnéticas que se diferencian en que unas transportan más energía que otras.

Einstein, pues, se planteó qué sucedería si pudiésemos perseguir a una de estas ondas, alcanzarla y verla congelada delante de nuestros ojos. La conclusión fue bastante desagradable: la onda debería desaparecer, volatilizarse en el momento en que la alcanzáramos. Como el fundamento de la inducción es que los campos que forman la onda estén cambiando continuamente, si logramos “pararlos” la inducción también se para y la onda, sencillamente, deja de existir. En física siempre es mala noticia que las cosas se esfumen, y en este caso la noticia no tenía ni pies ni cabeza: si Einstein estaba en lo cierto, un observador parado podría ver una onda electromagnética viajando, por ejemplo, de una antena a otra entre dos edificios, y transportando información entre ambos lugares. Sin embargo, el observador que persigue a la onda y logra que desaparezca no vería nada viajando de un edificio a otro: la información le llegaría al receptor sin nada que la transporte, como si fuera magia. Einstein concluyó que el segundo observador no podía existir. La física, fuera como fuese, tenía que ingeniárselas para que nadie pudiese alcanzar a un rayo de luz o a una onda de radio, o de lo contrario éstas podrían aparecer y desaparecer como un fantasma, y con ellas la energía que transportan.

Esta idea fue la que llevó a Einstein a proponer que tal vez la velocidad de la luz no se viera afectada por el movimiento del observador. Era una buena manera de hacer a la luz “inalcanzable”, porque por muy rápido que nos moviéramos el rayo de luz siempre se estaba alejando de nosotros. En el fondo, el motivo no era que la luz fuese muy especial, sino que la luz, por su propia naturaleza, tiene que estar en movimiento o de lo contrario desaparecería. Lo que Einstein descubrió cuando dijo que la velocidad de la luz es constante es que hay una especie de “velocidad de las cosas que son solo movimiento”, y que esa velocidad tenía que ser la misma para todos los observadores en todos los lugares del universo.

Hay otra forma de ver este mismo fenómeno. Es archifamosa la fórmula de la relatividad especial E=mc², que expresa que la masa es una forma de energía y que la energía se puede transformar en masa. Es menos conocido que ésta es una fórmula para objetos en reposo, y su forma completa es E=γmc², donde γ es el factor de Lorentz, una cantidad que depende de la velocidad del objeto. El factor de Lorentz vale 1 cuando la velocidad es cero, y se hace más y más grande, hasta infinito, a medida que la velocidad aumenta. De esta manera la fórmula nos informa de que un objeto va acumulando más y más energía a medida que su velocidad aumenta, pero que incluso cuando su velocidad es cero posee algo de energía: la que está almacenada en su masa.

Esta fórmula es válida para casi todos los objetos de nuestro universo. La luz, y las ondas electromagnéticas en general, es uno de los que no cumplen esta relación. La razón es sencilla: la luz no almacena ninguna energía a velocidad cero. Como Einstein intuyó, si un rayo de luz se para su energía se volatiliza. Los físicos solemos expresar esto diciendo que la masa de la luz es cero, m_luzc² = E_luz(v=0) = 0, o lo que es lo mismo: que la luz almacena toda su energía en forma de movimiento.

No es la única que lo hace. Como hemos dicho antes, todas las ondas electromagnéticas comparten esa propiedad: ondas de radio, infrarrojos, rayos ultravioleta, rayos X, rayos gamma… También se comportan así las ondas gravitacionales, las ondulaciones en el espacio-tiempo que transportan la gravedad de un lugar a otro. Y se ha propuesto la existencia de otras partículas que deberían tener masa cero y moverse a la velocidad de la luz, aunque ninguna de ellas ha sido descubierta, al menos por ahora.

En definitiva, ahora podemos dar respuesta a nuestra pregunta: el universo no tiene ninguna predilección especial por la luz, pero las leyes de la física reconocen la existencia de una serie de objetos que, por una razón o por otra, solo pueden existir si están en movimiento. Para esos objetos la física reserva una velocidad especial, c=299.792,458 km/s, que es la misma en todo el universo y para todos los observadores y que, además, no puede ser alcanzada por ningún observador, de forma que estos objetos especiales aparezcan en movimiento a los ojos de todo el mundo. Nosotros llamamos a esa c “velocidad de la luz” únicamente porque la luz fue el primero de esos objetos que pudimos observar, y el que mejor conocíamos en el momento en que la física estuvo madura para abordar esta cuestión. Pero igualmente podríamos decir que c es “la velocidad del movimiento absoluto”, y que la relatividad, irónicamente, no deja de ser una teoría sobre qué le pasa a la física cuando entra en escena un movimiento que no es relativo, sino absoluto.

Alberto Aparici

Doctor en Física

Instituto de Física Corpuscular, Universidad de Valencia, Onda Cero

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